La survie inattendue d’une étoile


  • FrançaisFrançais



  • À des centaines de millions d’années-lumière dans une galaxie lointaine, une étoile en orbite autour d’un trou noir supermassif est violemment déchirée sous l’immense attraction gravitationnelle du trou noir. Au fur et à mesure que l’étoile est déchiquetée, ses restes sont transformés en un flux de débris qui retombe sur le trou noir pour former un disque de matière très chaud et très brillant tourbillonnant autour du trou noir, appelé disque d’accrétion. Ce phénomène – où une étoile est détruite par un trou noir supermassif et alimente une éruption d’accrétion lumineuse – est connu sous le nom d’événement de perturbation des marées (TDE), et il est prévu que les TDE se produisent environ une fois tous les 10 000 à 100 000 ans dans une période donnée. galaxie.

    Avec des luminosités dépassant des galaxies entières (c’est-à-dire des milliards de fois plus brillantes que notre Soleil) pendant de brèves périodes (des mois à des années), les événements d’accrétion permettent aux astrophysiciens d’étudier les trous noirs supermassifs (SMBH) à partir de distances cosmologiques, offrant une fenêtre sur les régions centrales de galaxies autrement inactives — ou dormantes –. En sondant ces événements de « forte gravité », où la théorie de la relativité générale d’Einstein est essentielle pour déterminer le comportement de la matière, les TDE fournissent des informations sur l’un des environnements les plus extrêmes de l’univers : l’horizon des événements – le point de non-retour. — d’un trou noir.

    Les TDE sont généralement « une fois pour toutes » car le champ gravitationnel extrême du SMBH détruit l’étoile, ce qui signifie que le SMBH s’estompe dans l’obscurité après l’éruption d’accrétion. Dans certains cas, cependant, le noyau à haute densité de l’étoile peut survivre à l’interaction gravitationnelle avec le SMBH, lui permettant d’orbiter plus d’une fois autour du trou noir. Les chercheurs appellent cela un TDE partiel répétitif.

    Une équipe de physiciens, dont l’auteur principal Thomas Wevers, membre de l’Observatoire européen austral, et les co-auteurs Eric Coughlin, professeur adjoint de physique à l’Université de Syracuse, et Dheeraj R. « DJ » Pasham, chercheur à l’Institut Kavli d’astrophysique du MIT et Space Research, ont proposé un modèle pour un TDE partiel répétitif. Leurs conclusions, publiées dans Lettres de journal astrophysique, décrivent la capture de l’étoile par un SMBH, le décapage de la matière à chaque fois que l’étoile se rapproche du trou noir, et le délai entre le moment où la matière est décapée et le moment où elle alimente à nouveau le trou noir. Le travail de l’équipe est le premier à développer et à utiliser un modèle détaillé d’un TDE partiel répétitif pour expliquer les observations, faire des prédictions sur les propriétés orbitales d’une étoile dans une galaxie lointaine et comprendre le processus de perturbation partielle des marées.

    L’équipe étudie un TDE appelé AT2018fyk (AT signifie « Astrophysical Transient »). L’étoile a été capturée par un SMBH à travers un processus d’échange connu sous le nom de « Hills capture », où l’étoile faisait à l’origine partie d’un système binaire (deux étoiles qui orbitent l’une autour de l’autre sous leur attraction gravitationnelle mutuelle) qui a été déchiré par le champ gravitationnel de le trou noir. L’autre étoile (non capturée) a été éjectée du centre de la galaxie à des vitesses comparables à ~ 1000 km/s, ce qu’on appelle une étoile à hypervitesse.

    Une fois liée au SMBH, l’étoile alimentant l’émission d’AT2018fyk a été à plusieurs reprises dépouillée de son enveloppe extérieure à chaque fois qu’elle passe par son point d’approche le plus proche avec le trou noir. Les couches externes dépouillées de l’étoile forment le disque d’accrétion brillant, que les chercheurs peuvent étudier à l’aide de télescopes à rayons X et ultraviolets/optiques qui observent la lumière des galaxies lointaines.

    Selon Wevers, avoir la possibilité d’étudier un TDE partiel donne un aperçu sans précédent de l’existence de trous noirs supermassifs et de la dynamique orbitale des étoiles au centre des galaxies.

    « Jusqu’à présent, l’hypothèse était que lorsque nous voyons les conséquences d’une rencontre rapprochée entre une étoile et un trou noir supermassif, le résultat sera fatal pour l’étoile, c’est-à-dire que l’étoile est complètement détruite », dit-il. « Mais contrairement à tous les autres TDE que nous connaissons, lorsque nous avons de nouveau pointé nos télescopes au même endroit plusieurs années plus tard, nous avons constaté qu’il s’était à nouveau illuminé. Cela nous a conduit à proposer que plutôt que d’être fatal, une partie de l’étoile a survécu à la rencontre initiale et est retourné au même endroit pour être à nouveau dépouillé de matière, expliquant la phase de ré-éclaircissement. »

    Détecté pour la première fois en 2018, AT2018fyk était initialement perçu comme un TDE ordinaire. Pendant environ 600 jours, la source est restée brillante dans les rayons X, mais s’est brusquement assombrie et est devenue indétectable, résultat du retour du noyau stellaire restant dans un trou noir, explique le physicien du MIT Dheeraj R. Pasham.

    « Lorsque le noyau retourne dans le trou noir, il vole essentiellement tout le gaz du trou noir par gravité et, par conséquent, il n’y a pas de matière à accréter et, par conséquent, le système s’éteint », explique Pasham.

    La cause de la baisse précipitée de la luminosité d’AT2018fyk n’était pas immédiatement claire, car les TDE se désintègrent normalement de manière douce et progressive – et non brusquement – dans leur émission. Mais environ 600 jours après la chute, la source s’est à nouveau révélée brillante aux rayons X. Cela a conduit les chercheurs à proposer que l’étoile ait survécu à sa rencontre rapprochée avec le SMBH la première fois et était en orbite autour du trou noir.

    À l’aide d’une modélisation détaillée, les découvertes de l’équipe suggèrent que la période orbitale de l’étoile autour du trou noir est d’environ 1 200 jours, et qu’il faut environ 600 jours pour que le matériau qui se détache de l’étoile retourne dans le trou noir et commence à s’accréter. Leur modèle a également limité la taille de l’étoile capturée, qui, selon eux, était à peu près de la taille du soleil. En ce qui concerne le binaire d’origine, l’équipe pense que les deux étoiles étaient extrêmement proches l’une de l’autre avant d’être déchirées par le trou noir, probablement en orbite l’une autour de l’autre tous les quelques jours.

    Alors, comment une étoile pourrait-elle survivre à son contact avec la mort ? Tout se résume à une question de proximité et de trajectoire. Si l’étoile entre en collision frontale avec le trou noir et dépasse l’horizon des événements – le seuil où la vitesse nécessaire pour s’échapper du trou noir dépasse la vitesse de la lumière – l’étoile serait consommée par le trou noir. Si l’étoile passait très près du trou noir et traversait le soi-disant « rayon de marée » – où la force de marée du trou est plus forte que la force gravitationnelle qui maintient l’étoile ensemble – elle serait détruite. Dans le modèle qu’ils ont proposé, l’orbite de l’étoile atteint un point d’approche le plus proche qui est juste à l’extérieur du rayon de marée, mais ne le traverse pas complètement : une partie de la matière à la surface stellaire est dépouillée par le trou noir, mais le la matière en son centre reste intacte.

    Comment, ou si, le processus de l’étoile en orbite autour du SMBH peut se produire sur de nombreux passages répétés est une question théorique que l’équipe prévoit d’étudier avec de futures simulations. Le physicien de Syracuse Eric Coughlin explique qu’ils estiment qu’entre 1 et 10% de la masse de l’étoile est perdue à chaque fois qu’elle passe dans le trou noir, la grande plage étant due à l’incertitude dans la modélisation de l’émission du TDE.

    « Si la perte de masse n’est qu’au niveau de 1%, nous nous attendons à ce que l’étoile survive pendant de nombreuses autres rencontres, alors que si elle est plus proche de 10%, l’étoile a peut-être déjà été détruite », note Coughlin.

    L’équipe gardera les yeux vers le ciel dans les années à venir pour tester ses prédictions. Sur la base de leur modèle, ils prévoient que la source disparaîtra brusquement vers mars 2023 et s’éclaircira à nouveau lorsque le matériau fraîchement décapé s’accumulera sur le trou noir en 2025.

    L’équipe affirme que leur étude offre une nouvelle voie pour suivre et surveiller les sources de suivi qui ont été détectées dans le passé. Le travail suggère également un nouveau paradigme pour l’origine des éruptions répétées des centres des galaxies externes.

    « À l’avenir, il est probable que davantage de systèmes seront vérifiés pour les éruptions tardives, surtout maintenant que ce projet présente une image théorique de la capture de l’étoile par un processus d’échange dynamique et la perturbation partielle répétée des marées qui s’ensuit », dit Coughlin. « Nous espérons que ce modèle pourra être utilisé pour déduire les propriétés des trous noirs supermassifs distants et acquérir une compréhension de leur » démographie « , c’est-à-dire le nombre de trous noirs dans une plage de masse donnée, ce qui est autrement difficile à atteindre directement. »

    L’équipe affirme que le modèle fait également plusieurs prédictions testables sur le processus de perturbation des marées, et avec plus d’observations de systèmes comme AT2018fyk, il devrait donner un aperçu de la physique des événements de perturbation partielle des marées et des environnements extrêmes autour des trous noirs supermassifs.

    « Cette étude décrit la méthodologie pour prédire potentiellement les prochains moments de collation des trous noirs supermassifs dans les galaxies externes », explique Pasham. « Si vous y réfléchissez, il est assez remarquable que nous, sur Terre, puissions aligner nos télescopes sur des trous noirs à des millions d’années-lumière pour comprendre comment ils se nourrissent et se développent. »

    Les co-auteurs supplémentaires incluent : M. Guolo, Département de physique et d’astronomie, Université Johns Hopkins ; Y. Sun, Université de l’Arizona ; S. Wen, Département d’Astrophysique/IMAPP, Université Radboud ; PG Jonker, Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University and SRON, Netherlands Institute for Space Research ; A. Zabludoff, Université de l’Arizona ; A. Malyali, R. Arcodia, Z. Liu, A. Merloni, A. Rau et I. Grotova, Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik , Allemagne ; P. Short, Institut d’astronomie, Université d’Edimbourg ; et Z. Cao, Département d’Astrophysique/IMAPP, Université Radboud

    Vidéo: https://youtu.be/_TRtPDbaQ2k

    N'oubliez pas de voter pour cet article !
    1 étoile2 étoiles3 étoiles4 étoiles5 étoiles (No Ratings Yet)
    Loading...
    mm

    La Rédaction

    L'équipe rédactionnelle

    Laisser un commentaire

    Votre adresse e-mail ne sera pas publiée. Les champs obligatoires sont indiqués avec *